christian viladrich

Non, pas vraiment. Sauf si on observe le Soleil. Dans ce cas là, il faut prendre les précautions nécessaires pour ne pas avoir un flux IR trop important (utilisation d'un filtre KG3 par exemple). Alors en fait, avec certains filtres et sur certains objets, oui. En visuel sur Vénus, avec le W47 j'utilise un IR-cut, sinon le halo produit par la fuite IR se voit légèrement... Intéressant. C'est peut-être lié au caractère très lumineux de Vénus. Il faudra que j'essaie un jour de tester avec le spectro la sensibilité de mon œil au proche IR

Ah voilà ! D'ailleurs, je crois que l'on en avait déjà parlé sur le forum.

Non, pas vraiment. Sauf si on observe le Soleil. Dans ce cas là, il faut prendre les précautions nécessaires pour ne pas avoir un flux IR trop important (utilisation d'un filtre KG3 par exemple).

Si, si , cela a déjà été imagé il y a quelques temps. J'avais déjà vu ça, mais je dois avouer que je ne sais plus où .... Dans tous les cas, c'est une très belle image.

Effectivement, c'est plus sûr. Certains filtres Wratten (mais tous) redeviennent passant dans l'IR, il est donc préférable d'ajouter un UV-IR cut. Mais cela dépend de ce que l'on cherche à faire : D'autres mesures de filtres : http://astrosurf.com/viladrich/astro/instrument/filters/Filters.html

Salut à tous, Torsten a sorti la version 7.2.14 de Firecapture avec la possibilité d'ajouter un préfixe aux noms des fichiers Un grand merci à Torsten !!

Il y a deux sujets différents : 1) la FWHM d'un filtre dépend du rapport f/d. 2) La résolution qu'il est possible d'atteindre dépend du diamètre de l'instrument (et aussi de la focale, de la taille des pixels, de la longueur d'onde, de la turbulence). Sur la variation de la FWHM effective en fonction du rapport f/d, on a ce genre de courbe pour le Ha et les étalons mica : C'est la raison pour laquelle on dit qu'il est préférable de travailler au-dessus de f/28 avec des étalons mica. Le même phénomène existe en Ca K. C'est ce qui explique la différence de "contraste" entre la 1er image Ca K que j'ai montrée à f/7.3 et la suivante à f/14.6. Sur les mesures que j'ai pu faire avec le filtre Ca K Alluxa de 1 A, on peut voir que la valeur optimale est f/20. D'où le diaphragme sur la TOA 150 quand je travaille au foyer pour les images du disque en entier 2) Sur les images du disque solaire en entier, la résolution est limitée avant tout par la taille du pixel, ici 3.75 microns (IMX533). L’échantillonnage est de 0.7 arsec/pixel. Le résolution théorique avec une ouverture de 75 mm étant de 1.1 arsec (dans le proche UV), je suis sous-échantillonné. Autrement dit, je pourrais utiliser un diaphragme de 65 mm et conserver la même résolution. Bien évidement, pour les images "haute résolution", l'ouverture entière (150 mm) de la lunette est utilisée. Je suis alors à f/20, ce qui est optimal aussi bien en terme de rapport f/d pour le filtre, qu'en terme d'échantillonnage pour la résolution (pixel de 2.9 microns avec l'ASI290).

Oui, on peut comparer les combinaisons de filtres entre elles en introduisant le concept de "sélectivité" du filtre, qui est le rapport entre la quantité de lumière transmisse dans la bande passante observée (Ha, Ca K, etc.) et la quantité de lumière totale transmise par le filtre. Si la sélectivité est de 100%, cela signifie que le filtre ne transmet que la bande de lumière souhaitée (Ha, Ca K, etc.). Si la sélectivité est de 50%, cela signifie que 50% ne vient pas de la bande souhaitée, mais d'ailleurs (la photosphère), ce qui pollue l'image et réduit son "contraste". Avec cette définition, on peut faire les calculs à partir du spectre solaire et de la courbe de transmission des filtres. J'ai fait cela pour comparer simple/double/triple stack en Ha : La chose intéressante que l'on découvre alors en regardant ce tableau, c'est que ce n'est pas la largeur à mi-hauteur du filtre (FWHM) qui compte, mais la largeur à 10% du pic de transmission max. C'est cette largeur à 10% du pic qui détermine le "contraste" de l'image. On pourrait faire le même calcul pour les combinaisons Ca K. C'est dans la to do list pour plus tard ;-) On peut visualiser le phénomène en Ca K de la façon suivante : - en haut le spectre solaire autour de Ca K, - au milieu, le spectre transmis par le filtre Ca K Alluxa 1 A : la bande Ca K réellement intéressante (Ca K3) est la fine ligne sombre verticale au milieu. Çà "bave" largement sur les côtés (= lumière de la photosphère), - en bas, le spectre transmis par le double-stack Alluxa 1 A : c'est beaucoup mieux sur les "ailes", autrement dit ça bave beaucoup moins, mais ça bave quand même ... On peut présenter les choses sous la forme du profil de transmission : En rouge : le simple-stack. En bleu : le double-stack. La FWHM du double-stack est un peu plus serrée que le simple-stack : 0.9 A contre 1.4 A, mais c'est surtout la bande passante à 10% du pic de transmission qui est fortement réduite : 2.6 A contre 4.0 A. C'est cela qui fait toute la différence en matière de sélectivité.

En fait, le terme "contraste" est un peu un raccourci. Les images simple et double-stack ne montrent pas la même chose. Avec le double-stack, on échantillonne une hauteur plus grande dans la chromosphère. Les détails sont différents. Autrement dit, si j'augmente le contraste d'une image "simple-stack", je ne retrouve pas les détails de l'image "double-stack". Ce n'est pas très évident de se rendre compte de cela sur les images du disque en entier, il faut un peu d'habitude pour cela. Mais, cela devient plus évident dès que l'on augmente la focale, comme par exemple ici : Les détails de l'image de gauche ne sont pas les mêmes que ceux de l'image du milieu et encore moins ceux de l'image de droite. Au bilan, ce n'est pas une affaire de "contraste" (que l'on pourrait modifier par logiciel), mais bien une affaire de sélectivité du filtre. Autrement dit la capacité du filtre de laisser passer la longueur d'onde que l'on veut observer (ici Ca K) et coupant le reste (la lumière de la photosphère). C'est la même chose en Ha. Utiliser un filtre de plus en plus sélectif permet de mettre en évidence des détails différents (de plus en plus haut dans la chromosphère). Ce n'est pas juste une augmentation du contraste :

Merci à tous, et merci pour vos questions très intéressantes ! Je vais tenter d'y répondre en plusieurs étapes. Ouest .........?? "A l est rien de nouveau " D'abord le filament, il est bien à l'est (autrement dit à gauche sur l'image). On le voit de façon plus évidente sur l'image prise le même jour en Ca K à Meudon. Une fois que l'on a repéré les filaments sur l'image de Meudon, on s'aperçoit que l'on en retrouve trois (à l'est) sur mon image faite en double stack, mais bien évidemment avec un contraste inférieur.

Tu as bien fait. Cool le père Noël

Intéressant le tube en carbone. Un Cassegrain a une couverture de champ bien plus grande qu'un Newton ou un Mak. Ce serait bien d'avoir les spot diagrams sur 24x36 pour voir. En revanche, le miroir secondaire des Cassegrain est d'autant plus difficile à faire qu'il est petit. Curieux de savoir quelle est la qualité optique au final.

Salut André, Je ne veux pas troubler ton enthousiasme, mais aucune de ces structures n'existent sur le Soleil, que ce soit sur la photosphère, la chromosphère ou entre les deux. Et ce, quel que soit le filtre utilisé. Tout ce que l'on voit sur les deux dernières images ne sont que des artefacts. Pour autant, je conçois tout à fait que l'on puisse vouloir s’écarter du "réel" pour avoir des images plus percutantes susceptibles de toucher un plus large public. Il existe une très grande quantité d'images pro disponibles sur le web, comme par exemple celles du DOT prises au 45 cm des Canaries. Ces images sont très intéressantes car elles montrent à quoi ressemble le Soleil avec un télescope de 45 cm, qui a une résolution double ou triple de nos instruments d'amateurs. On peut vérifier ainsi facilement si ce que l'on voit sur nos images est réel ou pas. Mais à nouveau, on peut avoir envie de s'écarter de la réalité physique. Chacun est libre de ses choix

Magnifique! Toutes mes félicitation pour ce beau projet qui démarre très fort !

Salut à tous, Sans moyen de mesure, ou a minima sans point de comparaison, il est extrêmement difficile de se faire une idée de la qualité d'un filtre solaire Halpha. Les rassemblements comme les ROS sont très intéressants pour cela. On peut comparer sur un même instrument différents filtres, mais on n'a aucune idée de la valeur réelle de la bande passante du filtre. Et ce d'autant plus qu'il y peut y avoir un écart certain entre les FWHM annoncés par les fabricants et les valeurs réelles. Pour les plus anciens d'entre nous, cela fait penser aux lambda/20 P-V qui étaient annoncés sur les miroirs des années 70-80. L'arrivée de plateforme de mesure (par exemple Ciel et Espace ou AiryLab) a remis de l'ordre dans cela. Et plus grand monde ou presque s'aventure à raconter n'importe quoi. Mais le travail reste à faire pour les filtres Ha Cet été, j'ai eu l'opportunité d'avoir en même temps trois étalons Ha à mesurer. Et j'ai eu une matinée avec de très bonnes conditions, ce qui m'a permis de faire des images avec ces trois filtres, dans des conditions de seeing quasi-identiques. Ces filtres avaient respectivement des FWHM de 1.0 A, 0.6 A et 0.3 A (en faisceau collimaté). Il s'agit de valeurs mesurées, et pas des valeurs annoncées par les fabricants. Par charité, je ne donnerai ni le nom des fabricants, ni valeurs de FWHM annoncées par les fabricants La chose intéressante ici est plutôt de voir à quoi ressemble une image Ha faite avec un filtre de 1.0 A , 0.6 A ou 0.3 A dans les mêmes conditions de seeing et avec la même instrumentation (Takahashi TOA 150 + Basler 1920-155). Les images présentées sont traitées de façon minimaliste et identique : masque flou tout simple, visualisation linéaire et c'est tout D'abord un groupe de tache : Interprétation: À mesure que le FWHM diminue, la contribution parasite de la photosphère diminue et une couche de plus en plus haute de la chromosphère est échantillonnée. Avec un étalon de 1,0 A : - la granulation photosphérique est encore visible à travers la chromosphère. Cela explique le caractère granuleux de l'image. - les filaments sont pâles et peu différenciés. Avec un étalon de 0,3 A : - la granulation photosphérique n'est plus visible, - les plus petites taches (niveau photosphérique) ont disparu, recouvertes par les fibrilles (niveau chromosphérique), - les ombres des plus grandes taches sont en partie recouvertes par les fibrilles. - les spicules sont nettement plus marquées, - le contraste général des structures Ha augmente. Avec un étalon de 0.6 A : - on est entre les deux et la granulation photosphère a pratiquement disparu, Le limbe solaire : En plus des effets déjà décrits, on observe que l'effet double-limbe se réduit quand la bande passante se réduit. Mais le double limbe reste quand même présent à 0.3 A FWHM. Il faut passer en double-stack pour voir l'effet double limbe disparaitre. Pour ceux que cela intéresse, voir les fichiers bruts non traités : http://astrosurf.com/viladrich/astro/instrument/solar/reference-images/Spot-2023-09-09-0841-mica-spaced-etalon-03A-telecentric-f31.zip

Lumière blanche ?

Bonne nouvelle que le problème soit résolu Le truc à avoir en tête, c'est que APsize est à déterminer en fonction de la "densité" de détails sur l'image. Pour que AS3 puisse recentrer les points d'alignement, il faut qu'il trouve des détails. S'il n'y a aucun détail dans la zone dont la taille est définie par APSize, alors il ne peut y avoir de recentrage valable. On peut avoir le même type de problème sur les mers lunaires. Selon la focale utilisée, on peut avoir des zones relativement grandes complètement lisses et sans détails. Il faut alors ajuster APsize en fonction. Même chose pour le disque solaire en lumière blanche pris avec une lunette de courte focale, et où la granulation n'est pas détectable. De façon générale, il est préférable de commencer avec un APsize assez grand, mettons 120 pixels, de façon à avoir une première image de référence. Puis on diminue APsize pour voir s'il y a un gain en résolution. Si l'image présente une grande "densité" de détails, on pourra alors avoir un gain en résolution. Le denier point concerne la turbulence. Si la turbulence a pour effet principal de déplacer l'image en bloc, alors il n'y a aucun intérêt à de valeurs d'APsize. En revanche, si la turbulence tord l'image dans tous les sens, les petites valeurs d'APsize peuvent alors être adaptées.

Entre les deux filaments horizontaux en bas de l'image, on apercoit des formes qui ressemblent à la granulation. Ca se voit un peu sur toute l'image, mais cela me paraît un peu plus évident là. C'est bien de ça que tu parle ? Oui, c'est bien cela. Cela se voit un peu mieux dans cette zone là. Avec le filtre 0.6 A, on devine encore quelque chose, mais beaucoup plus faible.

Effectivement dans 99% des situations c'est bien le cas. Cependant, il peut y avoir des cas bizarres comme en solaire si on fait une acquisition avec une transparence variable pendant l'acquisition (ça arrive ...). Si on choisit "local", alors on se retrouve avec une mosaïque de morceaux de Soleil qui n'ont pas la bonne luminosité. C'est surtout sur les protu que cela peut faire des dégâts. On voit alors bien les "joints" entre les morceaux de Soleil. Dans ces situations, le mode "global" résout le problème. Mais c'est comme les poissons volants, ça existe, mais ce n'est pas la généralité

Les choses sont plus faciles avec des étalons mica. Comme il y a une régulation de température, une fois que c'est calé (au spectro), ça ne bouge plus (ou presque). Pour les étalons à air, il faut effectivement jouer de la molette et on n'est jamais sûr à 100%. Un bon critère est de minimiser l'effet double-limbe. J'avais fait des images avec des étalons de PST il y a quelques temps. Finalement, le réglage à l’œil n'était pas trop loin du bon réglage au spectro, ce qui était assez rassurant.

Oui, sinon pas d'AP Non, mauvaise pioche Il faut comprendre qu'il y a deux choses différentes dans AutoStakkert : - choix global/local : là, il s'agit du tri des images de la meilleure à la plus mauvaise. Si on choisit "global", cela signifie que le critère de tri est la qualité de l'image mesurée sur toute sa surface. Si on choisit "local", cela signifie que l'image est décomposée en morceaux (un peu comme un damier composé de cases), et le tri se fait au niveau de chaque case du damier. La taille des cases est fonction de AP size. Si AP size est trop petit, le tri ne fonctionne plus car alors on n'a que du bruit. - le recentrage multipoints : Cette fonction est indépendante de la première. Autrement dit, elle marche que l'on choisisse "global" ou "local". Mais si on met un AP size trop petit, l'algo ne peut identifier de point de recentrage car il y n'a aucun détail. Du coup, ça peut faire des trucs bizarres.

Respectivement 48 et 15 AP SIze de 48, c'est un peu ambitieux quand il n'y a que très peu de détails sur le disque Pour ma part, je tourne plutôt à 64 - 80 pixels. Tu devrais faire un essai à 96 pixels pour voir ce que cela donne. Et puis redescend le Min bright à 5 ou 10. Tu as vérifié que les points de recentrage sont bien positionnées sur toute la surface du disque ?

La résolution est bien sympa J'aurais bien envie de dire traitement 1 pour les anneaux et 2 pour le disque. Et peut-être les anneaux un peu trop jaune ?

Merci Paul, Effectivement, j'ai oublié de la dire et c'est important : les différents étalons étaient calés pile sur Ha au spectro.

Ne m'en veux pas, mais 188 APs, ça ne me parle pas : le nombre de points d'alignement dépend de la taille des images, et du choix du Mon bright. La question est donc : quelle est la valeur de APsize et la valeur de Min bright Tu es bien en "local" et pas en "global" ? NR 8 me parait beaucoup, mais pour autant, cela ne doit pas expliquer les problèmes observés. Je penche pour la poussière qui se balade sur le capteur. Tu as une image de flat montrant le niveau de propreté de ton capteur ?